МЕТОДИКА ПОИСКА ЭКЗОПЛАНЕТ В ОБИТАЕМОЙ ЗОНЕ С ПРИМЕНЕНИЕМ МЕТОДА ТРАНЗИТОВ И ПОСЛЕДУЮЩЕГО СПЕКТРАЛЬНОГО АНАЛИЗА КАНДИДАТА

История астрономических исследований началась с гелиоцентрической системы Коперника и изобретения телескопа Галилео Галилеем, систематических наблюдений Тихо Браге и открытия им явления параллакса, а также законов Кеплера. Продолжилась работой Артура Эддингтона о “Звездных движениях и устройстве Вселенной” и трудами по изучению Солнца академика Андрея Борисовича Северного.

На сегодняшний день ученые обладают большими техническими возможностями благодаря научному и техническому прогрессу, что позволяет исследовать не только объекты в пределах солнечной системы, но и искать предмет научных изысканий в других звездных и галактических системах.

В работе обосновывается актуальность задачи поиска экзопланет и используемого астрономического оборудования.

Экзопланета – это планета, находящаяся вне Солнечной Системы. Экзопланеты, что уже найдены и изучены, дают человечеству огромный пласт информации о новых планетарных классах и возможных формах организации жизни на них. Классифицировать экзопланеты начал американский астрофизик в 20-м веке - Давид Сударский. Классификационный перечень был выведен теоретическим расчетом и данным о химии процессов происходящих на экзопланетах. Классификация экзопланет по Сударскому имеет следующий вид:

Газовые экзопланеты: холодный юпитер, горячий юпитер, рыхлая планета, холодный нептун, горячий нептун, гелиевая планета, водный гигант, ледяной гигант,супер-юпитер, эксцентрический юпитер,

Экзопланеты земного типа: суперземля, мегаземля, миниземля, планета-океан, хтоническая планета, безъядерная планета, железная планета, углеродная планета, планета, покрытая лавой, пустынная планета.

Прежде чем приступать к поиску экзопланет, необходимо определить параметры наблюдаемой звезды. Главным параметрам звезды является ее спектральный класс. Таблица 1 описывает классы звезд.

Таблица 1.

Спектральная классификация звезд

Существуют отклонения от стандартного состава, где происходит раздвоение спектра на М-ветвь и R–N-ветвь, характерные для звезд Вольф-Райе (углеродные и азотные звезды). Для таких звезд характерны очень высокие температуры и светимости, а также яркие эмиссионные линии различных элементов на спектрометрии. Данные объекты имеют обозначение -W.

Спектр состоит из набора линий (R-ветвь). При помощи спектрографов с большей разрешающей силой было найдено, что большинство полос (в спектрах испускания или поглощения) состоит из большого числа отдельных линий, как это показано на Рисунке 6 на примере азота.

Рисунок 6. Тонкая структура полосы N₂ (полоса 0 — 2 второй положительной группы) Короткие указательные линии относятся к линиям ветви P, а длинные – к линиям ветви R. Цифры указывают значения K. С правого края виден кант полосы 1-3

Как впервые указал Деландр, расстояние между соседними линиями увеличивается почти линейно, так как вторая разность постоянна, в пределах точности измерений.

Отсюда следует, что линии можно представить формулой типа:

                                                                 (2)

где c, d, e – постоянные, а m – целое число, обозначающее номер линий.

Если давать m как положительные, так и отрицательные значения, выбирая соответствующим образом с и d, то можно начать счет (m=0) от любой линии. соответствующая положительным значениям m, называется положительной ветвью или ветвью R, серия же линий, соответствующая отрицательным значениям m, называется отрицательной ветвью или ветвью P.

От спектрального класса звезды и соответствующим ему температуры, а также размеров данной звезды зависит радиусы зоны обитаемости, периоды обращения и как следствие – периодичность времен года. Например, в системе TRAPPIST-1, с красным карликом спектрального класса – М8, находятся 3 экзопланеты в зоне обитаемости на отдалении значительно меньшем, чем находится планета Земля от Солнца вследствие того, что звезды класса – М имеют температуры приблизительно в 2 раза меньшие, чем температура Солнца. Период обращения 3-х планет в “зеленой зоне” вокруг местной звезды, точнее вокруг центра системы TRAPPIST-1 составляет от 4,04982 ± 0,00017 до 9,20648 ± 0,00053 суток, что является местным эквивалентом календарного года.

Астрономические расстояния до объектов исследования для сравнительно близких объектов с z ≤ 0,1 (где можно пренебречь влиянием кривизны пространства-времени и космическим расширением на определение расстояний можно пренебречь) определяется как первичными, так и вторичными индикаторами расстояний.

z – красное смещение. Красное смещение в астрофизике — это явление, при котором длина волны электромагнитного излучения для наблюдателя увеличивается относительно длины волны излучения, испущенного источником, и выражается следующей формулой:

                                                                             (3)

где, λ – наблюдаемая длинна волны, - испущенная длинна волны источника.

При z > 0,1 и действии вышеуказанных факторов на данных расстояниях вводится коэффициент расширения вселенной – постоянная Хаббла (H₀).

Первичные индикаторы расстояний внутри нашей галактики основаны на использовании кинематических методов. К ним относят:

1. Тригонометрический параллакс – задается движением Земли вокруг Солнца, приводящим положение любой звезды по эллипсу, максимальный угловой радиус (π) которого задается в радианах формулой:

                                                                             (4)

где d – расстояние звезды от Солнечной системы, а d_з – среднее расстояние от Земли до Солнца, определенное как астрономическая единица. 1 а.е. = 1,496×10⁸ км.

2. Собственные движения источника – это явления, при котором источник света на расстоянии d со скоростью v, перпендикулярной лучу зрения, будет казаться движущимся по небу со скоростью µ в радианах/время, равной:

                                                                            (5)

Измерения таким способом называют параллаксом.

3. Видимая светимость. Данный метод основан на измерении видимой светимости объектов с абсолютной светимостью. Абсолютная светимость (L) – это энергия, излучаемая за 1 секунду. Видимая светимость (l) — это энергия, приходящая за 1 с на 1 см². Следовательно, можно найти соотношение между абсолютной и видимой светимостями, учитывая, что полная энергия, проходящая за 1 с через сферу, которой окружен светящийся объект, равна 4πd²l. Получим следующее выражение:

                                                                        (6)

Вторичные индикаторы расстояний применяются при таких красных смещениях, когда пекулярные скорости пренебрежимо малы по сравнению со скоростью расширения вселенной. Данные индикаторы ярче цефеид (галактики или сверхновые). К таким индикаторам относят:

1. Соотношение Талли-Фишера. Поскольку на очень больших расстояниях невозможно выделить класс галактик с одной и той же абсолютной светимостью, был придумал метод оценки абсолютной светимости для подходящих спектральных галактик. Спектральная линия поглощения 21 см в таких галактиках (возникающая при переходе атомов водорода с более низкого на более высокий уровень в сверхтонкой структуре) расширяется благодаря эффекту Доплера, создаваемому вращением галактики. Ширина W линии указывает на максимальную скорость вращения галактики, связанную с массой галактики, которая в свою очередь, соотносится с абсолютной светимостью галактики. На этом основании применяется функция L_И(W), которая описывает зависимость абсолютной светимости в инфракрасном диапазоне от ширины спектральной линии.
2. Соотношение Фабер-Джексона. Данный метод строится на корреляции случайных скоростей с абсолютной светимостью для эллиптических галактик.
3. Фундаментальная плоскость. Метод Фабер-Джексона был усовершенствован благодаря тому, что корреляция орбитальной скорости и абсолютной светимости зависит от поверхностной яркости скопления, а значит, от площади поверхности.

Транзитный метод основан на слежении за систематическим падением светимости звезды во время прохождения планеты перед ее диском. Данный метод относится к фотометрическим и позволяет определить геометрические характеристики транзитных планет. Также существуют и другие методы поиска экзопланет:

• Метод Доплера - основан на измерении радиальных скоростей звезды.
• Метод периодических пульсаций – предназначен для поиска планет около пульсаров.
• Метод гравитационного микролинзирования – применяется, когда гравитационное поле более близкой звезды увеличивает свет от далёкой звезды, действуя при этом как линза.
• Прямое наблюдение.

Рисунок 1. Транзитный метод обнаружения экзопланет

Рисунок 2.  Фотометрия планеты Kepler-6 b космической обсерватории KEPLER (NASA)

Рисунок 3. Фотометрия с космической обсерватории TESS (NASA), подтверждающая кандидата в экзопланеты на основании наличия периодичности в падении уровня светимости звезды WASP-12

После обнаружения экзопланеты необходимо провести спектральный анализ. Спектральный анализ – это совокупность методов качественного и количественного определения состава веществ, основанных на исследовании спектров испускания, поглощения, люминесценции, отражения и рассеяния электромагнитного излучения.

Спектральные исследования планет отличаются большой глубиной информации и служат в первую очередь для качественного и количественного изучения химического состава атмосфер.

Рисунок 4.  Линии Фраунгофера

Фраунгоферовы линии – это линии поглощения, видимые на фоне непрерывного спектра звёзд. Они дают информацию не только о химическом составе планеты, но и о ее температуре на поверхности.

Темные линии поглощения на спектре излучения исследуемого объекта показывают его химический состав. При спектральном анализе новых экзопланет наибольшее внимание привлекают полосы поглощения водяных паров, углекислого газа, оксида азота. Наличие данных веществ характеризует планету как потенциально обитаемую и находящуюся в зоне обитаемости.

Температура планеты определяется по закону смещения Вина. Данный закон описывает зависимость длины волны, на которой спектральная плотность потока излучения чёрного тела достигает своего максимума, от температуры чёрного тела и имеет следующий вид:

                                                                         (1)

где,  - длина волны излучения с максимальной интенсивностью, T – температура, коэффициент  (где с – скорость света, h – постоянная Планка, постоянная Больцмана, α ≈ 4,965114), равен 0,002898 м*К и является постоянной Вина.

Рисунок 5. Кривые зависимостей спектральной плотности излучения абсолютно чёрных тел с различными температурами от длины волны

Диаграмма, представленная на рисунке 5 показывает, что при возрастании температуры максимум спектральной плотности сдвигается в коротковолновую часть спектра. Эту особенность и описывает закон Вина.

Оборудование для астрономических наблюдений с целью поиска экзопланет представляет собой как наземные, так и космические обсерватории. Поиски новых экзопланет начинали с наземных обсерваторий, пока не возник ряд проблем, связанных с нарастающей группировкой космических аппаратов на низкой околоземной орбите, которые делают невозможным наблюдения на длинных выдержках диафрагмы. Также существует проблема атмосферного искажения и получаемой аберрации изображений вследствие этого, что недопустимо и требует поиска решения данной проблемы. Проблему аберрации решает адаптивная оптика телескопа. Данная система имеет следующую схему:

Рисунок 6. Общая схема адаптивной оптической системы

В качестве ориентира для корректора волнового фронта используется “искусственная звезда”. При помощи лазера создается свечение атомарного натрия, содержащегося в мезосфере, на высоте примерно 90—100 км, которое и должно стать опорным источником света для компенсирующей системы.

В дальнейшем появились космические обсерватории, которые позволили проводить наблюдения без влияния вышеперечисленных наземных факторов. Именно на космические обсерватории приходится наибольшее количество по исследованиям в области поиска и анализа экзопланет (Hubble, Spitzer, Kepler, TESS). В настоящее время вводится в эксплуатацию новая космическая обсерватория имени второго руководителя НАСА Джеймса Уэбба (James Webb Space Telescope), расположенного в точке Лагранжа L₂. Причины размещения телескопа в точке Лагранжа L₂ связаны в первую очередь с экранированием Землёй Солнца. Угловой размер Солнца в точке L₂ составляет 0°31', а угловой размер Земли 0°29'. Поскольку большая часть излучения Солнца закрыто Землёй, то температура внешнего теплового щита в точке L₂ составляет около +30°С, что меньше, чем +200°С при полном облучении Солнцем в начале космического полёта обсерватории.

Вторая причина нахождения в точке L₂ заключается в том, что Земля и Луна всегда находятся позади теплового щита телескопа и не окажутся в секторе неба, где телескоп выполняет исследования.

Дополнительной выгодой расположения в точке L₂ является крайне низкий расход топлива в момент, когда требуется возврат аппарата, незначительно отклонившегося от точки L₂. Текущий запас топлива James Webb составляет около 20 лет. Однако возможность пополнить запасы топлива в точке L₂ отсутствует. Для сравнения космический телескоп «Хаббл» требует коррекции орбиты с периодичностью один раз в 5-10 лет, в противном случае телескоп сгорит в атмосфере Земли. После окончания топлива «Джеймс Уэбб» перейдёт на собственную орбиту вокруг Солнца.

Список литературы:

1. Transits and Occultations, Joshua N. Winn, Massachusetts Institute of Technology [Электронный ресурс]. - URL : https://arxiv.org/abs/1001.2010 (дата обращения: 26.05.2022)
2. TESS Revisits WASP-12: Updated Orbital Decay Rate and Constraints on Atmospheric Variability Ian Wong, Avi Shporer, Shreyas Vissapragada, Michael Greklek-Mckeon,  Heather A. Knutson, Joshua N. Winn, And Björn Benneke, NASA Goddard Space Flight Center, 8800 Greenbelt Road, Greenbelt, MD 20771, USA, ian.wong @nasa.gov 2Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, MA 02139, USA 3Division of Geological and Planetary Sciences, California Institute of Technology, 1200 East California Boulevard, Pasadena, CA 91125, USA 4Department of Astrophysical Sciences, Princeton University, Princeton, NJ 08544, USA 5Department of Physics and Institute for Research on Exoplanets, Université de Montréal, Montréal, QC, Canada [Электронный ресурс], URL: https://arxiv.org/abs/2201.08370v1 (дата обращения: 26.05.2022)
3. Экзопланетные исследования. Фотометрический анализ трансмиссионных спектров избранных экзопланет c 2018 Г. Г. Валявин, Д. Р. Гад ельшин1, А. Ф. Валеев, Т. Е. Бурлакова, К. А. Антонюк, Г. А. Галазутдинов, Н. В. Пить, А. С. Москвитин, Е. Н. Соков, И. А. Сокова, Бьенг-Чол Ли6, Инво Хан6, М. Лендл, Л. Фоссати, А. О. Граужанина, Т. А. Фатхуллин Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Крымская Астрофизическая Обсерватория, Научный, 298409 Россия Северный католический университет, Антофагаста, 0610 Чили Главная (Пулковская) обсерватория, Санкт-Петербург, 196140 Россия Крымская астрофизическая обсерватория, Научный, 298409 Россия Институт астрономии и космических исследований, Тэджон, 34055 Корея Институт космических исследований, Академия наук Австрии, Грац, A-8042 Австрия./ Aстрофизический бюллетень, 2018, том 73, № 2, с. 234–244, УДК 524.6:520.82 [Электронный ресурс]. URL: https://cyberleninka.ru/article/n/ekzoplanetnye-issledovaniya-fotometricheskiy-analiz-transmissionnyh-spektrov-izbrannyh-ekzoplanet? (дата обращения: 26.05.2022)
4. “Osiris” (HD209458b), an evaporating planet, Alfred Vidal-Madjar & Alain Lecavelier des Etangs[Электронный ресурс], URL: https://arxiv.org/abs/astro-ph/0312382v1 (дата обращения: 26.05.2022)
5. Вайнберг Стивен Космология: Пер. с англ./ Под ред. и с предисл. И.Я. Арефьевой, В.И. Санюка. Изд. 2-е – М.: УРСС: ЛЕНАНД, 2018. – 608 с.
6. Теоретическая астрофизика / Амбарцумян В.А., Мустель Э.Р., Северный А.Б., Соболев В.В. – М.: Книга по Требованию, 2013. – 636 с. ISBN 978-5-458-25889-0.
7. Квантово-механическая модель молекулы/Двухатомные молекулы: спектры и молекулярные постоянные, В.М.Ковба, В.И.Пупышев., Химический факультет МГУ, 36 с. [Электронный ресурс], URL: http://www.chem.msu.ru/rus/teaching/kovba-pupyshev/kovba-pupyshev-spectra.pdf (дата обращения: 26.05.2022)
8. Спектры и строение двухатомных молекул., перевод с английского m. H. Флеровой под редакцией в. H. Кондратьева., издательство иностранной литературы, Москва,1949 г., 413 с [электронный ресурс]. – URL : http://library.nuft.edu.ua/ebook/file/spektristroi2atommolekul.pdf (дата обращения: 26.05.2022)
9. Физическая химия спектрохимия лабораторный практикум., А. В. Гребенник, А. Ю. Крюков. Москва : Российский химико-технологический университет имени Д. И. Менделеева, 2017. – 80 с [электронный ресурс]. – URL :. https://www.muctr.ru/upload/iblock/154/154d635baeab2c5b442eca46392854a1.pdf (дата обращения: 26.05.2022)
10. Фейнмановские лекции по физике. Квантовая механика Т.VI (8-9) / Ричард Фейнман, Роберт Лейтон, Мэтью Сендс, [перевод с английского].– Москва: Издательство АСТ, 2021. – 528 с. – (Фейнмановские лекции по физики).
11.  Адаптивная оптика [электронный ресурс]. – URL : https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%90%D0%B4%D0%B0%D0%BF%D1%82%D0%B8%D0%B2%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BE%D0%BF%D1%82%D0%B8%D0%BA%D0%B0 (дата обращения: 26.05.2022).
12.  Джеймс Уэбб (телескоп) [электронный ресурс]. – URL : https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%94%D0%B6%D0%B5%D0%B9%D0%BC%D1%81_%D0%A3%D1%8D%D0%B1%D0%B1_(%D1%82%D0%B5%D0%BB%D0%B5%D1%81%D0%BA%D0%BE%D0%BF) (дата обращения: 26.05.2022).